Caratteristiche principali dell'emissione di galassie a spirale

Lo spazio fra le stelle nelle galassie non è vuoto, ma è composto da gas rarefatto, particelle di polvere, un campo magnetico, elettroni, protoni e altri nuclei atomici relativistici; spesso questi elementi possono essere considerati come un’unica entità di- namica: il mezzo interstellare o più semplicemente ISM. Nel primo capitolo vedremo come il mezzo si distribuisce generalmente all’interno delle galassie a spirale, in fasce di temperatura sempre minore man mano che ci si allontana dal centro (HIM, WIM, WNM, CNM). La conoscenza della distribuzione del mezzo è utile per poter comprendere maggiormente i processi di emissione e le varie zone in cui questi avvengono in una tipica galassia a spirale, che è lo scopo di questa tesi. L’ISM infatti entra in gioco in quasi tutti i processi emissivi, in tutte le bande di emis- sione dello spettro elettromagnetico che andremo ad analizzare. Il nostro modo di vedere le galassie dell’universo è molto cambiato infatti nel corso dell’ultimo secolo: l’utilizzo di nuovi telescopi ci ha permesso di andare ad osservare le galassie anche in bande dello spettro diverse da quella visibile, in modo da raccogliere informazioni impossibili da ottenere con la sola banda ottica. Nel secondo capitolo andremo ad analizzare cinque bande di emissione (banda X, ot- tica, radio, gamma e infrarossa) e vedremo come appaiono tipicamente le galassie a spirale a lunghezze d’onda differenti, quali sono i processi in gioco e come il mezzo interstellare sia fondamentale in quasi ogni tipo di processo. A temperature elevate, esso è responsabile dell’emissione X della galassia, mentre re- gioni più fredde, formate da idrogeno ionizzato, sono responsabili delle righe di emis- sione presenti nello spettro ottico. Il campo magnetico, tramite le sue interazioni con elettroni relativistici è la principale fonte dell’emissione radio nel continuo di una galas- sia a spirale, mentre quella in riga è dovuta a idrogeno atomico o a gas freddo. Vedremo infine come raggi cosmici e polvere, che fanno sempre parte del mezzo inter- stellare, siano rispettivamente la causa principale dell’emissione gamma e infrarossa.

Sistema di controllo ad anello chiuso per eliostati

Tra le numerose tecnologie che impiegano l'energia solare per la produzione di elettricità una tra le più promettenti è quella degli impianti a Central Receiving System (CRS). Tale sistema consiste in un campo di specchi altamente riflettenti, detti eliostati, che concentrano la radiazione solare su una superficie assorbente posizionata in cima a una torre. La quantità di radiazione concentrabile da un sistema CRS, e quindi l'energia effettivamente prodotta, dipende in maniera cruciale dalla precisione del puntamento degli eliostati. I sistemi attualmente disponibili sono in grado di ottenere un'alta effcienza ma necessitano di componenti meccanici ad alto costo, che siano in grado di ottenere precisioni di puntamento molto elevate. Le molte sorgenti di errore presenti nel sistema possono però portare a un decremento significativo di tale efficienza. Alcuni di questi errori (tolleranze meccaniche dell'installazione, agenti atmosferici) possono essere compensati mediante opportuni sistemi di controllo ad anello chiuso. Il risultato è di aumentare il potere di concentrazione dell'impianto, riducendo al contempo i costi, vista la possibilità di utilizzo di componenti meccanici meno precisi. Questa tesi si propone di sviluppare un sistema di controllo a basso costo in retroazione per orientare nello spazio tridimensionale un eliostato. Tale sistema deve essere in grado di soddisfare le specifiche sulla precisione di puntamento fornite dalla modellistica degli impianti CRS. Sono illustrati i metodi per ottenere le quantità necessarie a determinare l'orientazione da misure statiche di accelerazione e campo magnetico.Sono stati esaminati i modelli teorici di accelerometri e magnetometri e le procedure, presenti nella letteratura, per una loro corretta calibrazione. Si sono quindi confrontate le prestazioni delle differenti calibrazioni in una misura con un sensore reale. Si è valutato l'impatto di vari tipi di filtraggio digitale nel diminuire l'incertezza di determinazione degli angoli caratteristici fino ai valori forniti dalle specifiche.

Stima dei parametri spazio temporali del cammino a partire da sensori inerziali: Una revisione critica della letteratura

L’analisi del cammino è uno strumento in grado di fornire importanti informazioni sul ciclo del passo; in particolare è fondamentale per migliorare le conoscenze biomeccaniche del cammino, sia normale che patologico, e su come questo viene eseguito dai singoli soggetti. I parametri spazio temporali del passo rappresentano alcuni degli indici più interessanti per caratterizzare il cammino ed il passo nelle sue diverse fasi. Essi permettono infatti il confronto e il riconoscimento di patologie e disturbi dell’andatura. Negli ultimi anni è notevolmente aumentato l’impiego di sensori inerziali (Inertial Measurement Unit, IMU), che comprendono accelerometri, giroscopi e magnetometri. Questi dispositivi, utilizzati singolarmente o insieme, possono essere posizionati direttamente sul corpo dei pazienti e sono in grado fornire, rispettivamente, il segnale di accelerazione, di velocità angolare e del campo magnetico terrestre. A partire da questi segnali, ottenuti direttamente dal sensore, si è quindi cercato di ricavare i parametri caratteristici dell’andatura, per valutare il cammino anche al di fuori dell’ambiente di laboratorio. Vista la loro promettente utilità e la potenziale vasta applicabilità nell’analisi del ciclo del cammino; negli ultimi anni un vasto settore della ricerca scientifica si è dedicata allo sviluppo di algoritmi e metodi per l’estrazione dei parametri spazio temporali a partire da dati misurati mediante sensori inerziali. Data la grande quantità di lavori pubblicati e di studi proposti è emersa la necessità di fare chiarezza, riassumendo e confrontando i metodi conosciuti, valutando le prestazioni degli algoritmi, l’accuratezza dei parametri ricavati, anche in base alla tipologia del sensore e al suo collocamento sull’individuo, e gli eventuali limiti. Lo scopo della presente tesi è quindi l’esecuzione di una revisione sistematica della letteratura riguardante la stima dei parametri spazio temporali mediante sensori inerziali. L’intento è di analizzare le varie tecniche di estrazione dei parametri spazio temporali a partire da dati misurati con sensori inerziali, utilizzate fino ad oggi ed indagate nella letteratura più recente; verrà utilizzato un approccio prettamente metodologico, tralasciando l’aspetto clinico dei risultati.

Teorema del Viriale

In questo elaborato si presenta il teorema del viriale, introdotto per la prima volta da R. J. E. Clausius nel 1870. É una relazione fra energia cinetica e poteziale totali di un sistema che, se soddisfatta, implica che questo sia in equilibrio. Sono equivalenti le affermazioni: "sistema virializzato" e "sistema in equilibrio". Sebbene in ordine cronologico la prima formulazione del teorema sia stata quella in forma scalare, ricaveremo, per maggiore generalità, la forma tensoriale, dalla quale estrarremo quella scalare come caso particolare. Sono di nostro interesse i sistemi astrofisici dinamici autogravitanti costituiti da N particelle (intese come stelle, gas etc.), perciò la trattazione teorica è dedotta per tali configurazioni. In seguito ci concentreremo su alcune applicazioni astrofisiche. In primo luogo analizzeremo sistemi autogravitanti, per cui l'unica energia potenziale in gioco è quella dovuta a campi gravitazionali. Sarà quindi ricavato il limite di Jeans per l'instabilità gravitazionale, con conseguente descrizione del processo di formazione stellare, la stima della quantità di materia oscura in questi sistemi e il motivo dello schiacciamento delle galassie ellittiche. Successivamente introdurremo nell'energia potenziale un termine dovuto al campo magnetico, seguendo il lavoro di Fermi e Chandrasekhar, andando a vedere come si modifica il teorema e quali sono le implicazioni nella stabilità delle strutture stellari. Per motivi di spazio, queste trattazioni saranno presentate in termini generali e con approssimazioni, non potendo approfondire casi più specifici.

Emissione di sincrotrone ed applicazioni astrofisiche

Una particella carica che si muove in un campo magnetico e` accelerata dalla forza di Lorentz, e di conseguenza emette della radiazione. Quindi si escludo- no a priori i neutroni, che sebbene siano formati da particelle cariche (i quarks) sono globalmente neutre. Per accelerazione, si intende anche solo un’acce- lerazione centripeta di cui risentono le particelle cariche nel campo, sebbene non vi sia una variazione nel modulo della velocita`. In base alla velocita` delle particelle cariche che si muovono nel campo magnetico si possono distinguere radiazione di ciclotrone e di sincrotrone. La radiazione di ciclotrone e` presente quando le particelle cariche hanno velocita` non relativistiche o relativistiche, invece la radiazione di sincrotrone e` presente quando le particelle hanno velo- cita` ultra-relativistiche. Entrambe sono radiazioni che non necessitano dell’equilibrio termico del mez- zo, e sono radiazioni impulsive. Cio` che le distingue, a parte la velocita`, e` la tipologia di impulsi che si misurano. Infatti nel caso del sincrotrone, ove le par- ticelle sono ultra-relativistiche, gli impulsi arrivano molto ravvicinati fra loro. Nel caso del ciclotrone arrivano impulsi meno ravvicinati che coincidono con la frequenza di rotazione nel campo magnetico. In questo elaborato ci si soffermera` esclusivamente sull’emissione di sincro- trone e su alcune applicazioni astrofisiche di questo processo, cercando di dare una trattazione sufficiente, seppur scarna, ai fini di capire un processo fisico molto importante negli ambienti astrofisici.

Studio di scintillatori accoppiati a SiPM per un tracciatore di particelle cariche

Negli esperimenti con particelle elementari si rende spesso necessario misurarne l’impulso e discriminare il segno della carica con l’ausilio di campi magnetici. Il lavoro presentato in questa tesi si inserisce nell'attività preliminare per la realizzazione di uno spettrometro per muoni con impulso nell'intervallo 0.5-4 GeV, posto all'interno di un campo magnetico in aria. Il prototipo di tracciatore su cui sono state condotte le misure presentate in questa tesi è costituito da diversi piani di barre di scintillatore plastico accoppiate a fotomoltiplicatori al Silicio. Le misure di laboratorio sono state finalizzate a determinare la risoluzione spaziale del prototipo a partire dai segnali di muoni cosmici nelle barre di scintillatore. Dalla ricostruzione delle tracce dei muoni è stata determinata una risoluzione spaziale migliore di 2 mm, che risulta adeguata per lo spettrometro che si vuole realizzare.

Integrali sui cammini e ordinamento di Weyl

In questa tesi viene affrontato lo studio degli integrali funzionali nella meccanica quantistica, sia come rielaborazione dell'operatore di evoluzione temporale che costruendo direttamente una somma sui cammini. Vengono inoltre messe in luce ambiguit\`a dovute alla discretizzazione dell'azione corrispondenti ai problemi di ordinamento operatoriale della formulazione canonica. Si descrive inoltre come una possibile scelta della discretizzazione dell'integrale funzionale pu\`o essere ottenuta utilizzando l'ordinamento di Weyl dell'opertore Hamiltoniano, sfruttando la relazione tra Hamiltoniana Weyl ordinata e la prescrizione del punto di mezzo da usare nella discretizzazione dell'azione classica. Studieremo in particolare il caso di una particella non relativistica interagente con un potenziale scalare, un potenziale vettore (campo magnetico) ed un potenziale tensore (metrica).

Trasporto di un fascio intenso in un solenoide

Lo scopo di questo lavoro è di studiare il problema del trasporto di una carica attraverso un solenoide. Il campo magnetico ha la caratteristica di essere nullo fuori dal solenoide, costante all’interno, con una transizione più o meno rapida. Quando la transizione è discontinua si può fornire una soluzione analitica associandovi una mappa di trasferimento. Negli altri casi la soluzione si ottiene con una integrazione numerica. Inoltre il solenoide si comporta come una lente cromatica, che può essere usata per selezionare la componente di un fascio con una determinata energia. Nel quadro dei dispositivi che utilizzano solenoidi per focalizzare un fascio di protoni, si descrive il modulo di trasporto a bassa energia denominato LEBT, che precede i dispositivi acceleranti presenti in un linac come quello di ESS. A tal fine si discute brevemente come gli effetti di carica spaziale attenuino il potere focalizzante di un solenoide. Una linea di trasporto LEBT è anche presente nel linac del progetto IFMIF, il cui scopo è analizzare il danneggiamento prodotto dai neutroni sui materiali che verranno impiegati nei reattori ITER e DEMO. In questo abtract non si segue l’ordine di presentazione dei vari argomenti data la diversa rilevanza che questi hanno nella trattazione che segue.

Teranostica: diagnosi e cura attraverso nanoparticelle

La prospettiva della teranostica è quella di effettuare contemporaneamente diagnosi e cura, individuando le singole particelle tumorali. Questo è possibile grazie a nanoparticelle magnetiche, entità multifunzionali rivestite da un polimero, accompagnate nel luogo di interesse mediante un campo magnetico esterno. Per quanto riguarda la diagnosi possono essere utilizzate come agenti nella risonanza magnetica nucleare per aumentare il contrasto dell’immagine e consentire una migliore rivelazione del tumore. Per quanto riguarda la terapia esse sono utilizzate per l’ipertermia magnetica, tecnica basata sul riscaldamento mediante l’applicazione di un debole campo magnetico alternato dotato di un’opportuna frequenza. In questo modo le cellule tumorali, essendo più sensibili al calore rispetto a quelle sane, vengono distrutte, una volta raggiunta una temperatura locale tra i 41 e i 46°C. Un’altra grande applicazione terapeutica è il rilascio controllato e mirato dei farmaci (drug target delivery). Infatti un opportuno rivestimento polimerico consente di coniugare alla particella dei medicinali chemioterapici che, una volta raggiunta la zona tumorale, possono essere rilasciati nel tempo, permettendo dunque la somministrazione di una minor dose e un’azione più mirata rispetto ai classici trattamenti. I materiali maggiormente utilizzati per la sintesi delle nanoparticelle sono gli ossidi di ferro (come la magnetite Fe3O4 e la maghemite γ − Fe2O3) e l’oro. Tuttavia, nonostante i possibili vantaggi, questi trattamenti presentano degli effetti collaterali. Trattandosi infatti di particelle ultrafini, dell’ordine dei nanometri, possono migrare all’interno del corpo umano raggiungendo organi bersaglio e comprometterne il loro funzionamento. La teranostica, però, è una disciplina molto studiata e in via di sviluppo; si spera che da qui a breve sia possibile un utilizzo concreto di questi nuovi metodi, riducendo al minimo la tossicità per il corpo umano.

Adiabatic extraction models for beam dynamics

Il presente lavoro prende le mosse da un problema di dinamica dei fasci relativo a un metodo di separazione di un fascio di particelle recentemente messo in funzione nell’sincrotrone PS al CERN. In questo sistema, variando adiabaticamente i parametri di un campo magnetico, nello spazio delle fasi si creano diverse isole di stabilità (risonanze) in cui le particelle vengono catturate. Dopo una parte introduttiva in cui si ricava, a partire dalle equazioni di Maxwell, l’hamiltoniana di una particella sottoposta ai campi magnetici che si usano negli acceleratori, e una presentazione generale della teoria dell’invarianza adiabatica, si procede analizzando la dinamica di tali sistemi. Inizialmente si prende in considerazione l’hamiltoniana mediata sulle variabili veloci, considerando perturbazioni (kick) dei termini dipolare e quadrupolare. In ognuno dei due casi, si arriva a determinare la probabilità che una particella sia catturata nella risonanza. Successivamente, attraverso un approccio perturbativo, utilizzando le variabili di azione ed angolo, si calcola la forza della risonanza 4:1 per un kick quadrupolare.

Spectral Splitting of Purely Magnetic Schrödinger Operator in 2-d

La tesi ripercorre i procedimenti utilizzati per il calcolo dell'asintotica dello splitting dell'operatore puramente magnetico di Schrödinger nel limite semiclassico (con campo magnetico costante) in un dominio aperto limitato e semplicemente connesso il cui bordo ha simmetria assiale ed esattamente due punti di curvatura massima non degeneri. Il punto di partenza è trovare stime a priori sulle sue autofunzioni, che permettono di dire che sono localizzate esponenzialmente vicino al bordo del dominio in oggetto, grazie a queste stime di riesce a modificare l'operatore in maniera tale che l'asintotica dello splitting rimanga equivalente. Si passa in seguito a coordinate tubulari, quindi si rettifica il borso del dominio, andando però a complicare il potenziale magnetico. Si ottengono nuove stime a priori per le autofunzioni. A questo punto si considera lo stesso operatore differenziale ma su un dominio modificato, in cui viene eliminato uno dei punti di curvatura massima. Per tale operatore si ha uno sviluppo asintotico delle autofunzioni (anche dette soluzioni WKB). Si utilizzano poi strumenti di calcolo pseudo-differenziale per studiare l'operatore nel nuovo dominio, ne si localizza la fase per renderlo limitato ed ottenere così una parametrice (anch'essa limitata) avente un simbolo esplicito. Se ne deducono stime di tipo ellittico che possono essere portate all'operatore senza la fase localizzata aggiungendo dei termini di errore. Grazie queste stime si riesce ad approssimare lo splitting (controllando sempre l'errore) che volevamo calcolare (quello dell'operatore sul dominio con due punti di curvatura massima) tramite le autofunzioni dell'operatore sul dominio con un solo punto di curvatura massima, e per queste autofunzioni abbiamo lo sviluppo asintotico (WKB). Considerando l'ordine principale di questi sviluppi si riesce a calcolare esplicitamente il termine dominante dello splitting, ottenendone così l'asintotica nel limite semiclassico.

La radiazione di sincrotrone nelle pulsar

La radiazione di sincrotrone è il processo di radiazione più comune nella astrofisica delle alte energie in presenza di elettroni ultrarelativistici in moto in un campo magnetico. Sono attribuibili a questo processo le radio emissioni dei raggi cosmici (elettroni e positroni) della nostra galassia, dei resti di supernovae e delle sorgenti radio extragalattiche. In particolare, questa trattazione si soffermerà sullo studio dell’emissione tramite radiazione di sincrotrone da parte delle pulsar, stelle di neutroni in rapida rotazione e dotate di un campo magnetico, che ad intervalli estremamente regolari (periodo di rotazione) emettono radiazione coerente in regioni coniche allineate con l’asse magnetico, sotto forma di impulsi, secondo un processo che viene denominato ”effetto faro”.

Uno studio sulla massima deflessione degli ultra-high-energy cosmic rays da parte dei campi magnetici primordiali

Gli Ultra-High-Energy Cosmic Rays sono dei raggi cosmici-dotati di energia estremamente elevata-che raggiungono la Terra con un bassissimo rateo e dei quali abbiamo pochi dati a riguardo; le incertezze riguardano la loro composizione, la loro sorgente, i metodi di accelerazione e le caratteristiche dei campi magnetici che li deviano durante il loro cammino. L’obiettivo di questo studio è determinare quali modelli di campo magnetico possano descrivere correttamente la propagazione degli UHECRs, andando a fare un confronto con i dati sperimentali a disposizione; infatti, quello che osserviamo è una distribuzione isotropa nel cielo e, di conseguenza, i modelli teorici di propagazione, per poter essere accettati, devono rispecchiare tale comportamento. Sono stati testati nove modelli di campo magnetico tratti da simulazioni cosmologiche, andando a considerare due diverse composizione per i CRs (simil-ferro e simil-protone) e il risultato ha dato delle risposte positive solo per tre di essi. Tali modelli, per cui troviamo accordo, sono caratterizzati da una scala di inomegeneità più ampia rispetto a quella dei modelli scartati, infatti, analizzando il loro spettro di potenza, il maggior contributo è dato da fluttuazioni di campo magnetico su scale di 10 Mpc. Ciò naturalmente, viste anche le poche informazioni riguardo ai campi magnetici intergalattici, ci porta a pensare che campi di questo tipo siano favoriti. Inoltre, per tali modelli, gli esiti sono risultati particolarmente in accordo con i dati sperimentali, considerando CRs con composizione simile al ferro: ciò fa pensare che tale composizione possa essere quella effettiva.

Campi magnetici in astrofisica

Circa 2500 anni fa, a Magnesia, l’uomo scopriva la magnetite, un minerale del ferro che ha un contenuto di metallo particolarmente alto. Fu così che l’umanità venne a contatto per la prima volta, più o meno consapevolmente, con gli effetti dei campi magnetici. Già il filosofo greco Talete di Mileto nel VI secolo a.C. descrisse gli effetti di tali pietre, ma l’umanità non smise di esserne affascinata. Un esempio astronomicamente noto di campo magnetico su ampia scala è quello terrestre: il nostro pianeta si può pensare come un grosso magnete con un campo di BE ≈ 0.3...0.5G, che tra le altre cose ci protegge dalle particelle ad altissima energia intrappolandole nelle cosiddette fasce di Van Allen. Vi sono poi campi magnetici molto più intensi, a partire da quelli generati in altri pianeti, come Giove, o di stelle e altri corpi celesti particolarmente densi, che possono raggiungere i 10^15G. Ma i campi magnetici sono largamente diffusi anche in tutto lo spazio interstellare e intergalattico, dove hanno valori molto inferiori, che sfiorano i pochi μG. Come si può intuire, un così ampio spettro di valori si traduce in un’altrettanto ricca gamma di metodi di rilevazione. In particolare, in questo elaborato, ci concentreremo soprattutto sui metodi di studio dei campi magnetici meno intensi, la cui conoscenza si basa sulle proprietà osservabili della radiazione di sincrotrone, principalmente indi- viduabili dai dati radio. Dedichiamo quindi un breve capitolo alla derivazione dello spettro della radiazione suddetta (Capitolo 2), preceduto da un accenno alle proprietà energetiche dei plasmi magnetizzati (Capitolo 1). Ci occupiamo infine per l’intero Capitolo 3 di alcuni tra i più diffusi metodi diagnostici, preferendo, come già anticipa- to quelli che analizzano gli spettri prodotti da elettroni relativistici in moto in campi magnetici, ma attraversando comunque gli effetti dei plasmi magnetizzati sulla propagazione della luce e sulla separazione delle righe spettrali.

Emissione di Compton inverso e applicazioni astrofisiche

L’emissione di Compton Inverso (IC) rientra nei processi di radiazione detti di diffusione (o di scattering) e riguarda l’interazione tra elettroni relativistici ad alta energia e fotoni molto meno energetici. Il meccanismo di interazione viene approssimato ad un semplice urto tra le due particelle, in seguito al quale il fotone acquista parte dell’energia cinetica dell’elettrone, venendo diffuso ed osservato a frequenza più alta e con direzione di propagazione diversa rispetto a quanto possedeva prima dell’urto. Il Compton Inverso è il meccanismo contrario della diffusione Compton, dove il fotone perde energia in seguito all’urto con l’elettrone e viene osservato a frequenze inferiori a quelle originarie. L’IC viene osservato in ambito astrofisico soprattutto in combinazione con l’emissione di sicrotrone – nella quale elettroni relativistici presenti in regioni magnetizzate vengono accelerati dal campo magnetico ed emettono radiazione – in un fenomeno detto Synchrotron Self-Compton. Esso avviene solitamente in sorgenti molto compatte nelle quali i fotoni prodotti per sincrotrone hanno maggiore possibilità di interagire nuovamente con gli elettroni che li hanno generati, venendo diffusi ad energie più elevate. L’IC viene inoltre osservato in combinazione alla diffusione Compton in un processo detto Comptonizzazione. Ciò si verifica in plasmi molto caldi e abbastanza rarefatti, nei quali si hanno innumerevoli scambi di energia tra le particelle che li compongono. La tesi comprende una prima parte introduttiva nella quale viene presentato il contesto storico di inizio Novecento nel quale si inserisce, tra gli altri, il fisico Arthur H. Compton. Successivamente, vengono spiegati nel dettaglio i principali meccanismi di diffusione con particolare attenzione all’IC. Infine, sono illustrate le applicazioni astrofisiche del Compton Inverso e alcune delle sorgenti nelle quali l’IC viene osservato in combinazione con altri processi di radiazione.